Tyto hvězdné větrné bubliny (BVS) jsou dutiny naplněné vháněného horkého plynu v mezihvězdném tím hvězdným větrem z několika tisíc kilometrů za sekundu (m / s). Mohou rozšířit přes několik světelných let , bubliny shromáždit kolem hvězd spektrálního typu O nebo B .
Existuje několik dalších druhů hvězdných bublin. Ty z hvězd Wolf-Rayet tvoří bubliny Wolf-Rayet , zatímco ty větší se nazývají „ superbubliny “. Slabší hvězdné větry mohou také vytvářet bublinové struktury. V těchto případech se jim říká „astrospheres“. Tak například planety ze sluneční soustavy jsou zahrnuty v hvězdného větru bubliny tvořené slunečním větrem , na heliosphere .
Na tvar hvězdných větrných bublin mohou mít vliv různé faktory, díky nimž nejsou vždy sférické . Jsou tvořeny pěti odlišnými zónami navrstvenými ve vrstvách: nezměněný hvězdný vítr, první rázová vlna, ionizovaná „nárazníková“ zóna, druhá rázová vlna (plášť) a nezměněné mezihvězdné médium.
Hvězdná větrná bublina sleduje čtyři fáze vývoje: počáteční fázi, fázi adiabatické expanze, fázi tvorby skořápky a fázi rozptylu. Mají různou dobu trvání. Hvězdná bublina větru může zůstat ve formaci až milion let.
Pozorování bublin umožňuje zejména studovat hvězdné větry, které jsou jinak téměř nezjistitelné (zejména u menších hvězd).
V následující tabulce jsou uvedeny fyzikální vlastnosti různých hvězdných bublin větru , Wolf- Rayetových bublin a astrofér, které sestavili Wood (2004) a Van Buren (1986) . Některé jednotky byly převedeny, aby byla zajištěna určitá homogenita dat.
Bublina | Hvězda | Spektrální typ | Jas | Ztráta hmotnosti | Stellar Wind Speed | Teplota skořápky | Rychlost expanze | Hustota mezihvězdného média |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
10 6 l / | 10 -6 / rok | 10 8 cm / s | 10 4 K. | km / s | částice / cm 3 | |||
NGC 6334 FN | Neznámý | O6.5 III | 0,32 | 4.3 | 2.5 | 1 | 70 | 30 |
NGC 7635 | BD + 60 ° 2522 | O6.5 III | 0,32 | 4.3 | 2.5 | 0,75 | 35 | 90 |
λ Mlhoviny Ori | HD 36861 | O8 III | 0,24 | 0,57 | 2.8 | 1 | 8 | 6.9 |
Růžice mlhoviny | HD 46150 | O5 V | 0,82 | 1.1 | 3.2 | 0,47 | 25 | 15 |
NGC 6888 | HD 192163 | WN 4 | 0,38 | 23 | 2.25 | 0,95 | 75 | 25 |
NGC 2359 | HD 56925 | WN 4 | 0,32 | 19 | 1.7 | 1.2 | 30 | 98 |
S308 | HD 50896 | WN 5 | 0,073 | 33 | 2.7 | 1.7 | 60 | 4.1 |
NGC 3199 | HD 9358 | WN 5 | 0,006 | 33 | 2.7 | 1.7 | 29 | 7.1 |
RCW104 | HD 147419 | WN 4 | 0,38 | 19 | 1.7 | 1.2 | 25 | 54 |
Heliosféra | slunce | G2 V | 1,00 × 10-6 | 1,5874 × 10-8 | 0,45 | 1 | ND | 0,02 |
Astrosféra | 61 Vir | G5 V | 1 9365 × 10 -6 | 6,00 × 10-9 | 0,51 | ND | ND | ND |
Astrosféra | Jezero EV | M3,5 V | 2550 × 10-4 | 2,00 × 10 - 8 | 0,45 | ND | ND | ND |
Astrosféra | 8 Eri | K0 IV | 2,931 × 10-8 | 8,00 × 10--8 | 0,37 | ND | ND | ND |
Pouze 8% bublin obklopujících hvězdy typu O je viditelných na viditelném místě. Kromě toho je přímá detekce hvězdných bublin kolem těchto hvězd velmi obtížná kvůli jejich prostředí s nízkou hustotou. Ty, které jsou pozorovány ve viditelném stavu, jsou díky filtrům H-alfa , které umožňují pozorovat drsnost způsobenou nerovnoměrným rozdělením plynů kolem formované bubliny (viz #Struktura ). Zdvojnásobené emise ionizovaného kyslíku také umožňují pozorovat hvězdné bubliny větru ve viditelné oblasti s pozorovacími vrcholy při 500,7 a 495,9 nanometrech (nm).
Většina hvězdných bublin větrných bublin hvězd typu O je detekovatelná ve vzdálené infračervené oblasti nebo pomocí čáry 21 centimetrů . Na druhou stranu bubliny vlčího paprsku lze detekovat pomocí rentgenového záření .
K pozorování osamělých hvězd typu O nejsou dnešní dalekohledy dostatečně citlivé.
Nepřímá detekce kolem těchto hvězd je možná hledáním děr v mezihvězdném prostředí, protože bublina je tak tenká, že je „neviditelná“. Detekci lze navíc provádět pozorováním infračerveného záření, protože bubliny neobsahují prach, který obvykle odráží tento typ paprsků. Pak bychom měli mít infračervený pík na 24 mikrometrech (μm) kolem pláště bubliny a exponenciální pokles na hranici oblasti HII .
Také XMM-Newton a ASCA , což jsou dvě vesmírné observatoře určené k pozorování rentgenových paprsků, byly použity k pozorování určitých hvězdných větrných bublin, jako jsou mlhoviny Crescent Nebula a EZ Canis Majoris .
BVS jsou tvořeny kontaktem mezi hvězdným větrem a mezihvězdným médiem. Tato formace má podobnosti s formováním skořápky supernovy .
Na tvar hvězdné větrné bubliny budou mít vliv tři hlavní faktory. První závisí na cestovní rychlosti hvězdy, kolem které se bublina vytváří. Ve skutečnosti, pokud je například hvězda pohyblivá a protíná oblast HII , budeme mít hvězdnou bublinu větru deformovanou ve směru pohybu hvězdy. Ukázalo se, že asymetrie lze pozorovat z rychlostí řádově 4 km / s.
Druhým faktorem ovlivňujícím tvar bubliny je rychlost a teplota chlazení bubliny. Studie lomítka supernovy , která je docela podobná hvězdným větrným bublinám, ukázala, že za její tenkou a křehkou povahu byla zodpovědná tepelná nestabilita při chlazení.
Přítomnost nerovnosti v distribuci mezihvězdného média kolem hvězdy také změní tvar bubliny. Změny hustoty tak mohou vést k fragmentaci na místech, kde je médium méně husté, a nerovnosti na povrchu bubliny, pokud je médium hustší. Deformace budou výraznější, pokud se rozdíly hustoty objeví na počátku tvorby bubliny.
Hvězdná bublina větru je tvořena pěti odlišnými zónami vytvořenými spojením horkého, hustého hvězdného větru s vysokou rychlostí s chladnějším mezihvězdným médiem, s nízkou hustotou a pomalejší rychlostí. Setkání těchto dvou různých médií způsobí vznik dvou rázových vln, které tak rozdělí bublinu na pět oddílů. Definujeme zde pět zón počínaje vyzařující hvězdou hvězdného větru, která se nachází víceméně ve středu struktury. Důvod této asymetrie bude probrán později.
Sluneční vítr kolem hvězd typu O nebo B má maximální rychlost 2 000 km / s a průměrnou rychlost 890 km / s . Pozorujeme ztráty řádově 9 × 10 -7 hmotností Slunce za sekundu ( ).
Hvězdy typu O a B jsou obklopeny oblastí ionizovaného plynu, oblastí HII. Když hvězdný vítr narazí na mezihvězdné médium a oblast HII, náhle zpomalí, což způsobí jeho stlačení a zvýšení jeho teploty. Tyto fyzické změny vytvářejí velmi horkou izobarickou zónu, která vyčnívá pouze z hvězdného větru.
Říkáme této nárazníkové zóně, protože se nachází mezi dvěma rázovými vlnami způsobenými setkáním hvězdného větru a mezihvězdného média. V této oblasti nacházíme směs částic z hvězdného větru a mezihvězdného média. Matematické modely umožnily pochopit, že došlo k odpaření pláště tepelným vedením hvězdného větru. Teplo posledně jmenovaného proto „trhá“ částice z pláště, aby je integroval.
Tvorba bublinové skořápky pochází z reakce části mezihvězdného média, když se setká s hvězdným větrem. Médium se rychle zahřívá, zrychluje a komprimuje. Tato skořápka je v dynamické rovnováze se dvěma oblastmi bubliny, které ji obklopují. Část jeho obsahu se odpařuje směrem ke středu, jak je uvedeno v předchozí části. Aby se vyrovnala tato ztráta hmotnosti, množství mezihvězdné hmoty se neustále hromadí směrem ven z pláště.
Mezihvězdné médium má poměrně nízkou rychlost (~ 10 km / s). Předpokládá se, že má průměrnou hustotu 15 částic / cm 3 a teplotu 300 K.
Hvězdná větrná bublina projde ve svém „životě“ čtyřmi fázemi. Každá fáze má proměnlivou dobu trvání v závislosti na počátečních podmínkách tréninku. Níže prezentovaný model vyvinutý Rozyczkou (1985) ukazuje vznik bubliny bez zavedení nestability. Bublina je pak dokonale sférická .
Vznikající hvězda promítá kolem svého jádra velké množství plynu sálavé hmoty. Tento hvězdný vítr přichází do styku s mezihvězdnými plyny, což způsobuje interakce kolem rodící se hvězdy. Tomu se říká prvotní bublina. Rychlost vyhození hmoty závisí na povaze hvězdy. První částí bubliny, která se objeví, je vnější rázová vlna.
Doba trvání: Několik stovek let.
Fáze expanze je charakterizována ztrátou objemu pláště zvýšením tepelného vedení s nárazníkovou zónou. Poté sledujeme materiální výměny mezi hvězdným větrem a mezihvězdným médiem. K tomuto přenosu hmoty mezi oběma médii dochází bez ztráty energie. Ve skutečnosti je tepelná energie vyvážena mechanickou energií . Proto tuto fázi adiabatické expanze nazýváme . Pak vidíme vzhled vnitřní rázové vlny, produkovaný kontaktem mezi ionizovanou nárazníkovou zónou a hvězdným větrem. Pak pozorujeme ztenčení vnější rázové vlny.
Doba trvání: Několik tisíc let.
Ředění začalo na konci fáze adiabatické expanze pokračuje. Došlo k rychlému ochlazení externí rázové vlny. Ten se úplně ochladí, než se bublina začne sama rozšiřovat. Plášť se vytvoří, když se dosáhne teploty 15,000 K . Zůstane tak tenký a chladný, dokud se nerozpustí. Během této fáze najdeme výše popsanou strukturu s 5 odlišnými oblastmi.
Doba trvání: Většina života bubliny.
Bublina se nafoukne a bude neustále foukaná hvězdným větrem. Skořepina se roztažením ztenčí a sníží hustotu. Pokud hvězda žije dostatečně dlouho, hustota skořápky se bude rovnat mezihvězdnému prostředí. Poté můžeme pozorovat rozptýlení skořápky a směs materiálu s mezihvězdným médiem.
Bubble-Vlk Rayet představují zvláštní případ hvězdných bublin. Vyskytující se v jiném prostředí než bubliny obklopující hvězdy typu O a B, by tvorba těchto bublin procházela třemi různými hvězdnými větry, jak se hvězda vyvíjí. První je zředěný, rychlý vítr, který vytváří hvězdnou bublinu větru, jak je definováno v tomto článku. Tato fáze má životnost přibližně 10 6 let a vítr fouká rychlostí přibližně 10 3 km / s se ztrátou hmotnosti mezi 10 −6 a 10 −7 / rok. Druhý vítr vane, když se hvězda změní na červený stupeň superobra . Tento vítr je hustý a poměrně pomalý. Tvoří ve vnitřní zóně nárazové vlny bubliny hustou, vysoce pokovenou oblast, obvodovou obálku. Mluvíme zde o větru o rychlosti 10 až 25 km / s, který fouká asi 10 5 let a který znamená ztráty asi 10 −4 až 10 −5 / rok.
Poslední vítr v pořadí, kdy hvězda dosáhne stupně Wolf-Rayet, je rychlý (10 3 km / s) a způsobuje hromadné ztráty mezi 10-5 a 10-6 / rok. Úplně vyfoukne předchozí fázi a vytvoří nejprve prstenovou mlhovinu, poté zbytek supernovy.
Tyto superbubbles jsou hvězdné vítr bublinkové struktury byly vyrobeny v prostředí obsahujícím předem existujících bubliny v různých fázích. Nacházejí se například při výbuchu supernovy. Tato exploze generuje množství promítaného plynu, které lze přirovnat k hvězdným větrům. Již přítomné bubliny usnadňují přenos energie v médiu a umožňují tak sloučení několika bublin dohromady a vytvoření větší.
Astrosféra je pojem, který nedosahuje konsensu ve vědecké komunitě . Někteří autoři jej používají jako synonymum pro hvězdnou bublinu větru, ale většina k němu přidá určité nuance. Ve skutečnosti můžeme definovat astrosféru jako hvězdnou bublinu větru, která se tvoří kolem malé hvězdy nebo studené hvězdy. Prochází tedy v podstatě stejnými fázemi výcviku. Několik hvězd spektrálního typu G vykazuje astrosféry. Hvězdné větry těchto hvězd mají hustotu 5 částic / cm 3 , s průměrnou rychlostí 400 km / s a ztrátou hmotnosti 10 −14 / rok.
Naše Slunce je studená spektrální hvězda typu G, takže vyfoukne astroféru zvanou heliosféra . Zvláštností slunečního větru je, že se mění s magnetickou aktivitou Slunce, která trvá 22 let. V korytech sluneční aktivity jsou slabé větry (asi 2,5 částic / cm 3 ) a pohybují se rychlostí 770 km / s. Při maximální sluneční aktivitě je vítr hustší (přibližně 4 až 8 částic / cm 3 ) a proměnnou rychlostí (350–750 km / s). Tyto variace mění velikost bubliny posunutím vnitřní rázové vlny. Pohybuje se od Slunce o 10 astronomických jednotek (AU) během slunečních maxim a od 40 do 50 AU při minimu aktivity. Tyto rotační a translační pohyby Slunce bude mít dopad i na tvaru bubliny. Ve výsledku je spíše protáhlý než sférický a má spirálovitý vzhled.
Kromě těchto objemových variací má heliosféra obecný vzhled hvězdných bublin větru. První rázová vlna je asi 75 až 90 AU od Slunce, heliopauza , což odpovídá druhé rázové vlně výše uvedeného modelu, je asi 140 AU od Slunce.
Sondy Voyager 1 a 2 , uvedené na trh v roce 1977, byly primárně určeny k průzkumu sluneční soustavy . Během dvacátých let Voyager 1 opustil heliosféru a stal se prvním lidským objektem, který tak učinil.
: dokument použitý jako zdroj pro tento článek.